Mira (stea)

Mira (ο Cet, Omicron Ceti) este o stea dublă din constelația Cetus , formată dintr-o gigantă roșie Mira A și o pitică albă Mira B. Distanța până la Mira - 417  St. ani ± 14%. Componentele sunt la o distanță de 70  UA. e. , o perioadă orbitală de aproximativ 400 de ani.

Caracteristici

Mira A este o stea variabilă pulsantă , care și-a dat numele clasei de stele - Mirids . Are o perioadă de 332 de zile. La luminozitate maximă, este destul de vizibilă - magnitudinea stelară aparentă este în medie de 3,5, în unele cicluri ajunge la 2,0. La minimum, luminozitatea sa scade de sute de ori și devine invizibil cu ochiul liber (m=8,6…10,1). În domeniul infraroșu , fluctuațiile luminozității Mira sunt mult mai mici și se ridică la aproximativ 2 magnitudini.

Mira B este înconjurată de un disc fierbinte de acreție de material expulzat din gigant. Este, de asemenea, o variabilă datorită aprovizionării inegale de materie - valoarea aparentă variază de la 9,5 m la 12 m .

În 2007, astronomii au descoperit o coadă gigantică de praf și gaz în jurul stelei. Descoperirea a fost făcută cu ajutorul telescopului orbital ultraviolet GALEX , lansat de NASA pe orbită în 2003.  Astronomii au fost destul de surprinși: adevărul este că Mira este studiată de 400 de ani și până acum nimeni nu a observat nicio ciudățenie specială în ea. Cu toate acestea, acest lucru se explică destul de simplu: nimeni nu a observat-o în ultraviolete. Coada detectată se extinde în spațiu până la 13 ani lumină (pentru comparație, distanța până la cea mai apropiată stea de Soare - Proxima Centauri  - este de doar 4 ani lumină). Conform calculelor, materia de la capătul cozii a fost aruncată de stea acum aproximativ 30 de mii de ani. O stea pierde o masă echivalentă cu cea a Pământului la fiecare 10 ani. Aceasta înseamnă că materia aruncată de ea în ultimii 30 de mii de ani este suficientă pentru a forma 3 mii de planete de dimensiunea Pământului sau 9 planete de mărimea lui Jupiter .

Majoritatea stelelor din Calea Lactee se rotesc încet în jurul centrului galaxiei, mișcându-se cu aproximativ aceeași viteză și în aceeași direcție ca gazul interstelar , dar Mira este ieșită din comun. Această stea străpunge un nor galactic de gaz cu o viteză de 130 km/s. Drept urmare, materia ejectată de acesta este pur și simplu suflată înapoi, formând o formațiune unică de coadă. Fotografiile telescopului GALEX arată în mod clar o umflătură gigantică situată în fața stelei - aceasta este regiunea undei de șoc a capului (vezi unda de șoc ). Ceva asemănător se formează în fața prova unei bărci care trece prin apă cu viteză mare sau în fața unui glonț care se repezi cu viteză supersonică . Aici, materia ejectată de stea se confruntă cu o coliziune frontală cu particule de gaz interstelar . Drept urmare, se încălzește și se grăbește spre coadă. Cea mai mare parte a acestei materii este alcătuită din atomi de hidrogen . Ei pierd treptat energia dobândită, eliberând-o sub formă de raze ultraviolete  - au fost fixate de telescopul GALEX .

Istoricul observațiilor

Dovezile că variabilitatea lui Mira era cunoscută în China antică, Babilon sau Grecia este, în cel mai bun caz, doar circumstanțială [9] . Ceea ce este incontestabil este că variabilitatea Mira a fost înregistrată de astronomul David Fabricius începând cu 3 august 1596. Observând ceea ce credea a fi planeta Mercur (identificată mai târziu ca Jupiter), a avut nevoie de o stea de referință pentru a compara pozițiile și a ales o stea de magnitudinea a treia nevăzută anterior în apropiere. Până pe 21 august însă, luminozitatea a crescut cu o magnitudine, iar până în octombrie a dispărut. Fabricius a presupus că este o stea nouă, dar apoi a revăzut-o la 16 februarie 1609 [10] . În 1603 , Bayer a inclus această stea în atlasul său al cerului înstelat și a desemnat ο Ceti.

În 1638, Johannes Holvarda a determinat perioada de reapariție a stelei să fie de unsprezece luni; i se atribuie adesea faptul că a descoperit variabilitatea Mira. Jan Hevelius a observat sistematic steaua din 1659 până în 1682 și a numit-o Lat.  Mira („uimitoare”) pentru că s-a comportat ca nicio altă vedetă celebră. Apoi Ismail Buyo și-a estimat perioada la 333 de zile, care diferă cu o zi de valoarea modernă de 332 de zile. Este posibil ca măsurarea lui Buyo să nu fi fost greșită: se știe că Mira se schimbă ușor de-a lungul unei perioade și se poate chiar schimba lent în timp. Potrivit unor estimări, această stea este o gigantă roșie cu o vârstă de șase miliarde de ani [2] .

Există multe speculații cu privire la faptul dacă Mira a fost observată înaintea lui Fabricius. Desigur, istoria lui Algol (cunoscută cu siguranță ca o variabilă abia în 1667, dar cu legende care datează din antichitate care arată că a fost urmărită cu suspiciune de milenii) sugerează că Mira ar fi putut fi cunoscută și ea. Charles Manitius, un traducător modern al comentariului lui Hipparchus despre Aratus, a sugerat că unele rânduri din acest text din secolul al II-lea ar putea fi despre Mir. Alte cataloage vestice pre-telescopice ale lui Ptolemeu, al-Sufi, Ulugbek și Tycho Brahe nu au inclus nicio mențiune, chiar și ca o stea obișnuită. Există trei observații din arhivele chineze și coreene, în 1596, 1070 și în același an în care Hiparh și-ar fi făcut observația (134 î.Hr.), care sunt sugestive

Note

1. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validarea noii reduceri Hipparcos  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - P. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
2. ↑ 1 2 Wyatt, S. P.; Cahn, JH Cinematica și vârstele variabilelor Mira în cartierul solar mai mare  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1983. - Vol. 275 . - P. 225-239 . - doi : 10.1086/161527 . - Cod biblic .
3. ↑ 1 2 3 Woodruff, HC; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, PR Observații interferometrice ale stelei Mira o Ceti cu instrumentul VLTI/VINCI în infraroșu apropiat   // Astronomy and Astrophysics  : journal. - Științe EDP , 2004. - Vol. 421 , nr. 2 . - P. 703-714 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Arhivat din original pe 3 martie 2016.
4. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
5. ↑ Keenan P. C., Garrison R. F., Deutsch A. J. Revised Catalog of Spectra of Mira Variables of Types ME and Se  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1974. - Vol. 28. - P. 271-307. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190318
6. ↑ Warner B. Observations of Rapid Blue Variables-VIII THE COMPANION TO  MIRA // Lun . Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 1972. - Vol. 159, Iss. 1. - P. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD . _ — Lumea în baza de date SIMBAD . Preluat la 22 februarie 2013.  
8. ↑ NV Harcenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Suplimente astrofizice la ASCC-2.5: Ia. Viteze radiale de ~55000 de stele și viteze radiale medii ale a 516 clustere galactice deschise și asociații  (engleză) // Astron. Nachr. - Wiley , 2007. - Vol. 328, Iss. 9. - P. 889-896. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/ASNA.200710776 - arXiv:0705.0878
9. ^ Wilk, Stephen R. Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers : jurnal. - 1996. - Vol. 24 , nr. 2 . - P. 129-133 . - Cod .
10. ↑ Hoffleit, Dorrit. Istoria descoperirii stelelor Mira // Jurnalul Asociației Americane a Observatorilor Stelelor Variabile. - 1997. - T. 25 , nr 2 . - S. 115 . — Cod .

Link -uri

•  Curba luminii Mira 2002-2005
• Mecanica populară
• Din albumul foto al telescopului Chandra  (ing.)

Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Mare norvegian Rusă mare Britannica (online)